P.531-4 - Datos de propagación ionosférica y métodos de

Rec. UIT-R P.531-4
1
RECOMENDACIÓN UIT-R P.531-4
DATOS DE PROPAGACIÓN IONOSFÉRICA Y MÉTODOS
DE PREDICCIÓN REQUERIDOS PARA EL DISEÑO
DE SERVICIOS Y SISTEMAS DE SATÉLITES
(Cuestión UIT-R 218/3)
(1978-1990-1992-1994-1997)
Rec. UIT-R P.531-4
La Asamblea de Radiocomunicaciones de la UIT,
considerando
a)
que la ionosfera ocasiona efectos de propagación significativos hasta valores de frecuencia de al
menos 12 GHz;
b)
que tales efectos pueden ser especialmente significativos de satélite en órbita no geoestacionaria por debajo de
los 3 GHz;
c)
que se han presentado datos experimentales y/o se han elaborado métodos de modelado que permiten predecir
los parámetros de propagación ionosférica necesarios para planificar una serie de sistemas de satélites;
d)
que los efectos ionosféricos pueden influir en el diseño y en la calidad de funcionamiento de la red digital de
servicios integrados (RDSI) y de otros sistemas de radio en que intervienen vehículos espaciales;
e)
que se ha comprobado que estos datos y métodos resultan utilizables, teniendo en cuenta la variabilidad natural
de los fenómenos de propagación, en aplicaciones de planificación de sistemas de satélites,
recomienda
1
que se adopten los datos preparados y los métodos elaborados que se consignan en el Anexo 1 para planificar
sistemas de satélites dentro de los respectivos márgenes de validez indicados en el Anexo.
ANEXO 1
1
Introducción
El presente Anexo versa sobre los efectos de propagación ionosférica en los trayectos Tierra-espacio. Desde el punto de
vista del diseño de sistemas, el impacto de dichos efectos puede resumirse del siguiente modo:
a)
el contenido de electrones total (CET) acumulado a lo largo del sector de transmisión de un sistema del servicio
móvil por satélite (SMS) que penetre en la ionosfera ocasiona una rotación de la polarización (rotación de Faraday)
de la portadora del SMS y un retardo temporal de la señal, así como una modificación de la dirección aparente de
llegada debida a la refracción;
b)
los grupos ionosféricos aleatorios localizados, comúnmente denominados irregularidades ionosféricas, ocasionan,
además, rotaciones excesivas y aleatorias y retardos temporales, los cuales sólo pueden describirse en términos
estocásticos;
c)
dado que las rotaciones y los retardos temporales relacionados con la densidad en electrones están en relación de
dependencia no lineal con la frecuencia, y que las irregularidades ionosféricas localizadas entran y salen
aparentemente del sector de enlace que ocasiona efectos Doppler, los fenómenos descritos en los incisos a) y b) dan
lugar, además, a una dispersión o una distorsión de la velocidad de grupo de las portadoras del SMS;
d)
además, las irregularidades ionosféricas localizadas actúan también como lentes convergentes y divergentes que
enfocan y desenfocan las ondas radioeléctricas. Dichos efectos se denominan comúnmente centelleos, y afectan a la
amplitud, la fase y el ángulo de llegada de la señal del SMS.
2
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Dada la compleja naturaleza de la física de la ionosfera, no siempre es posible resumir sucintamente en fórmulas
analíticas sencillas los parámetros de los sistemas afectados por efectos ionosféricos como los indicados más arriba.
Desde un punto de vista práctico, la forma más adecuada de representar dichos efectos consiste en recurrir a los datos
pertinentes publicados en cuadros y/o gráficos, y acompañados de una serie de notas de carácter descriptivo o de
matización.
Al considerar los efectos de la propagación en el diseño del SMS en frecuencias inferiores a 3 GHz, hay que tener en
cuenta que:
e)
los efectos de propagación espacio-Tierra normalmente conocidos ocasionados por hidrometeoros no guardan una
relación significativa con los efectos descritos en los incisos f) y h);
f)
los efectos multitrayecto cerca de la superficie, en presencia de obstáculos naturales o artificiales y/o con ángulos de
elevación bajos, son siempre críticos;
g)
los efectos multitrayecto cerca de la superficie varían según sea la localidad considerada y, en consecuencia, no son
determinantes en el diseño global de sistemas del SMS considerado cuando haya que tomar en consideración
factores de propagación a escala mundial;
h)
los efectos ionosféricos son los efectos de propagación más importantes con los que hay que contar, a escala
mundial, al diseñar sistemas del SMS.
2
Antecedentes
Debido a la radiación solar, la ionosfera de la Tierra está integrada por varias regiones de ionización. A todos los efectos
prácticos en materia de comunicaciones, se ha observado que las regiones de la ionosfera, D, E y F y las capas superiores
contribuyen al contenido total en electrones entre el satélite y los terminales de tierra.
En cada región, el medio ionizado no es homogéneo en el espacio ni constante en el tiempo. Desde un punto de vista
general, la ionización de fondo experimenta variaciones relativamente regulares, tanto diurnas como estacionales o
debidas al ciclo solar de 11 años, y depende en gran medida de cuál sea la localidad geográfica que se considera y la
actividad geomagnética. Aparte de la ionización de fondo, siempre se manifiestan estructuras no estacionarias de
pequeña escala y altamente dinámicas, que se conocen con el nombre de irregularidades. Tanto la ionización de fondo
como las irregularidades degradan las ondas radioeléctricas. Además, la ionización de fondo y las irregularidades hacen
que el índice de refracción sea dependiente de la frecuencia, lo que equivale a decir que el medio es dispersivo.
3
Degradaciones esenciales ocasionadas por la ionización de fondo
Varios de esos efectos, como la refracción, la dispersión y el retardo de grupo son, en magnitud, directamente
proporcionales al CET; la rotación de Faraday es también aproximadamente proporcional al CET, ponderándose las
contribuciones de las distintas partes del trayecto con la componente longitudinal del campo magnético. Por tanto, el
conocimiento del CET permite estimar cuantitativamente muchos efectos ionosféricos importantes.
3.1
Contenido de electrones total
El contenido de electrones total (CET), NT, puede evaluarse aplicando la siguiente fórmula:
⌠
NT = ⌡ ne (s) d s
(1)
s
donde:
s:
ne :
trayecto de propagación (m)
concentración de electrones (el/m3).
Aun cuando se conozca exactamente el trayecto de propagación, es difícil evaluar NT ya que ne tiene variaciones
diurnas, estacionales y dependientes del ciclo solar.
Para elaborar modelos, el valor del CET que se cita normalmente corresponde a un trayecto cenital con una sección
transversal de 1 m2. El CET de esta columna vertical puede variar entre 1016 y 1018 el/m2 y su valor máximo se produce
durante las horas diurnas. Conociendo el CET se pueden hacer estimaciones de la rotación de Faraday y del retardo de
grupo para aplicaciones de comunicaciones. Esas estimaciones se indican más adelante.
La ionosfera mediana mensual normalizada es la ionosfera de referencia internacional IRI-90 de COSPAR-URSI.
Aunque no se dispone de expresiones analíticas para integrar este modelo, es posible, en condiciones de actividad solar
moderada a baja, recurrir a técnicas numéricas a fin de obtener valores correspondientes a cualquier localidad, hora y
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3
conjunto elegido de alturas, que pueden ser de hasta 1 000 km. En condiciones de actividad solar alta, pueden surgir
problemas con los valores de electrones contenidos que se derivan de IRI-90. En muchos casos es suficiente con estimar
el contenido de electrones multiplicando la densidad de pico de electrones por un grosor espacial equivalente a 300 km.
Cuando se requieran valores instantáneos, se pueden obtener datos en tiempo real, por ejemplo, utilizando señales del
sistema mundial de determinación de posicionamiento (GPS – global positioning system).
3.2
Rotación de Faraday
Al propagarse a través de la ionosfera, una onda linealmente polarizada experimentará una rotación gradual de su plano
de polarización, debido a la presencia del campo geomagnético y a la anisotropía del medio plasmático. La magnitud de
la rotación de Faraday, θ, dependerá de la frecuencia de la onda radioeléctrica, la intensidad del campo magnético y la
densidad de electrones del plasma, según se expresa en la siguiente fórmula:
θ = 2,36 × 102
Bav NT f –2
(2)
donde:
θ:
ángulo de rotación (rad)
Bav : campo magnético promedio de la Tierra (Wb/m2)
f:
frecuencia (GHz)
NT :
CET (el/m2).
Los valores típicos de θ se indican en la Fig. 1.
FIGURA 1
Rotación de Faraday en función del CET y la frecuencia
104
Rotación de Faraday (rad)
103
102
1019 el/m2
10
1018
1
1017
10–1
1016
10–2
0,1
0,2
0,3
0,4 0,5
1
2
5
10
Frecuencia (GHz)
0531-01
FIGURE 1 [D0531-01]
La rotación de Faraday es, por tanto, inversamente proporcional al cuadrado de la frecuencia y directamente
proporcional a la integral del producto de la densidad de electrones por el componente del campo magnético de la Tierra
a lo largo del trayecto de propagación. Su valor mediano a una frecuencia dada exhibe un comportamiento cíclico
diurnal, estacional y solar muy regular que es posible predecir. En consecuencia, este componente regular de la rotación
de Faraday puede ser compensado mediante un ajuste manual del ángulo de inclinación de polarización en las antenas de
la estación terrena. No obstante, podrían producirse importantes desviaciones con respecto a este comportamiento
regular durante porcentajes pequeños de tiempo, como consecuencia de tormentas geomagnéticas y, en menor medida,
de perturbaciones ionosféricas itinerantes de gran escala. Estas desviaciones no pueden ser predichas con antelación. La
aparición de fluctuaciones intensas y rápidas de los ángulos de rotación de Faraday en señales en ondas métricas (VHF)
ha estado asociada a centelleos de amplitud intensos y rápidos, respectivamente, en lugares próximos a las crestas de
anomalía ecuatorial.
La discriminación de polarización cruzada para antenas alineadas, XPD (dB), está relacionada con el ángulo de rotación
de Faraday, θ, como sigue:
XPD = –20 log (tg θ)
(3)
4
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3.3
Retardo de grupo
La presencia de partículas cargadas en la ionosfera reduce la velocidad de propagación de las señales radioeléctricas a lo
largo del trayecto. Al retardo temporal, con el que se excede del tiempo de propagación en el espacio libre y que se
representa normalmente como t, se le denomina retardo de grupo. Es un factor importante a tener en cuenta en los
sistemas del SMS. Esta magnitud puede calcularse del siguiente modo:
t = 1,345 NT / f 2 × 10–7
(4)
donde:
t:
tiempo de retardo (s) con respecto a la propagación en el vacío
f:
frecuencia de propagación (Hz)
NT : se determina a lo largo del trayecto de propagación oblicuo.
La Fig. 2 representa el retardo, t, en función de la frecuencia, ƒ, para varios valores de contenido de electrones a lo largo
del trayecto del rayo.
FIGURA 2
Retardo de propagación en la ionosfera en función de la frecuencia,
para varios valores de contenido de electrones
10 2
5
2
10
10 19 e l/m2
Retardo de propagación en la ionosfera (µs)
5
2
1
10 18
5
2
–1
10
10 17
5
2
10– 2
10 16
5
2
10– 3
5
2
10– 4
100
200
500
1 000
2 000
3 000
Frecuencia (MHz)
0531-02
FIGURE 2 [D0531-02]
En una banda de frecuencias en torno a 1 600 MHz, el retardo de grupo de la señal varía entre aproximadamente 0,5 y
500 ns para un CET de 1016 a la 1019 el/m2. La Fig. 3 muestra el porcentaje anual de las horas diurnas para las que el
retardo de propagación excederá de 20 ns en un periodo de actividad solar relativamente intensa.
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5
FIGURA 3
Curvas de porcentaje del promedio anual de horas diurnas
en que el retardo de propagación (incidencia vertical) a 1,6 GHz
excede de 20 ns (número de manchas solares = 140)
90°
10
60°
30
50
Latitud
30°
70
80
0°
80
80
80
80
70
50
30
30°
10
60°
90°
0°
30°
60°
90°
120°
150°
180°
150°
120°
90°
60°
30°
0°
Longitud
0531-03
FIGURE 3 [D0531-03]
3.4
Dispersión
Cuando las señales transionosféricas ocupan una anchura de banda importante, el retardo (que es función de la
frecuencia) introduce dispersión. El retardo diferencial a lo largo del ancho de la banda es proporcional a la densidad de
electrones integrada a lo largo del trayecto del rayo. Para una anchura de banda fija, la dispersión relativa es
inversamente proporcional al cubo de la frecuencia. Así, en los sistemas que implican transmisiones en banda ancha es
preciso tener en cuenta este efecto en ondas métricas, y posiblemente también en ondas decimétricas. Por ejemplo, para
un contenido de electrones integrado de 5 × 1017 el/m2, una señal con 1 µs de duración del impulso tendrá un retardo
diferencial de 0,02 µs a 200 MHz, tiempo que se reducirá a 0,00074 µs para 600 MHz (véase la Fig. 4).
3.5
Velocidad de variación del CET
Con un satélite en órbita la velocidad de variación del CET observada se debe en parte al cambio de dirección del
trayecto del rayo y en parte a la variación de la propia ionosfera. Para un satélite a una altura de 22 000 km que atraviesa
la zona auroral, se ha observado una velocidad de variación de CET máxima de 0,7 × 1016 el/m2/s. A efectos de
navegación, esta velocidad de variación corresponde a una velocidad aparente de 0,11 m/s.
4
Degradación principal debido a irregularidades
4.1
Centelleo
Una de las perturbaciones más agudas que se registran a lo largo de un trayecto de propagación transionosférico para
señales por debajo de 3 GHz es la que provoca el centelleo ionosférico. Pequeñas estructuras irregulares en la densidad
de ionización ocasionan, principalmente a través de mecanismos de centelleo y difracción hacia adelante, fenómenos de
centelleo en los que la señal estacionaria del receptor se ve reemplazada por una señal que fluctúa en amplitud, fase y
6
Rec. UIT-R P.531-4
dirección aparente de llegada. Dependiendo de la modulación del sistema, diversos aspectos del centelleo afectan de
manera diferente la calidad de funcionamiento de aquél. El parámetro que se utiliza más comúnmente para caracterizar
las fluctuaciones de intensidad es el índice de centelleo, S4, que viene definido por la siguiente ecuación:
1
 I2 − I 2 2


S4 = 

2


I


(5)
donde I es la intensidad de la señal y ⟨ ⟩ significa promediación.
El índice de centelleo S4 guarda relación con fluctuaciones de la intensidad de pico a pico. La relación exacta depende de
la distribución de la intensidad. La mejor forma de describir la distribución de la intensidad es mediante la distribución
de Nakagami para una amplia gama de valores de S4. Cuando S4 se aproxima a 1,0, la distribución se aproxima, a su vez,
a la distribución de Rayleigh. En ocasiones, S4 puede ser superior a 1 y alcanzar valores de hasta 1,5. Esto obedece a la
concentración de ondas causada por las irregularidades. Para valores inferiores a 0,6, S4 revela una relación estable f –υ,
con υ, el índice espectral, igual a 1,5, para la mayoría de las observaciones multifrecuencia en las bandas de ondas
métricas y decimétricas. Sin embargo, un gran número de observaciones ecuatoriales a frecuencias del orden de GHz
inducen a pensar que los valores del índice espectral son superiores a 1,5. Cuando el centelleo se hace más intenso, y,
por tanto, S4 es superior a 0,6, se reduce el índice espectral. Esto se debe a la saturación del centelleo para el
desvanecimiento de Rayleigh bajo la gran influencia de la dispersión múltiple.
FIGURA 4
Diferencia de retardo de propagación entre las frecuencias inferior
y superior del espectro de un impulso de longitud, τ, transmitido
a través de la ionosfera, para travesías en un solo sentido
10
4
Frecuencia (MHz)
5
τ = 0,01 µs
2
10
τ = 0,1 µs
3
τ = 1 µs
5
τ = 10 µs
2
10
2
10
–4
2
5
10
–3
2
5
10– 2
2
5
10 – 1
Diferencia de retardo de grupo (µs)
∫ ne ds = 5 × 10 17 el/m2
0531-04
FIGURE 4 [D0531-04]
En el Cuadro 1 se indica empíricamente una adecuada conversión empírica entre S4 y las fluctuaciones de cresta a cresta
aproximadas, Pfluc (dB).
Rec. UIT-R P.531-4
7
CUADRO 1
Cuadro de conversión empírica de índices de centelleo
4.2
S4
Pfluc
(dB)
0,1
1,5
0,2
3,5
0,3
6
0,4
8,5
0,5
11
0,6
14
0,7
17
0,8
20
0,9
24
1,0
27,5
Dependencia geográfica, equinoccial y solar de los centelleos
Como se indica en la Fig. 5, hay dos zonas geográficas de intenso centelleo, una a elevadas latitudes, y la otra, centrada
entre ± 20° con respecto al ecuador magnético. Se ha observado intenso centelleo a frecuencias del orden de hasta GHz
en ambos sectores, mientras que en las latitudes medias el centelleo afecta básicamente a las señales en ondas
métricas (VHF). En todos los sectores hay un máximo nocturno acentuado de actividad, como puede verse en la Fig. 5.
Para el centelleo ecuatorial (GHz), se ha observado que la actividad máxima tiene lugar en el equinoccio de primavera y
que se registra una elevada actividad en el equinoccio de otoño.
FIGURA 5
Intensidad del desvanecimiento por centelleo (proporcional a la densidad del punteado)
en la banda L durante los años de máximo y mínimo de actividad solar
Máximo de
actividad solar
Mínimo de
actividad solar
FIGURE 5 [D0531-05]
18 00
Medianoche
Mediodía
18 00
Medianoche
Mediodía
∧
Banda L
15 dB
10 dB
5 dB
2 dB
1 dB
0531-05
En cuanto a las características temporales, cabe señalar que la tasa de desvanecimiento del centelleo ionosférico es de
aproximadamente 0,1 a 1 Hz. Un evento típico de centelleo tiene su inicio después del atardecer ionosférico local y
puede durar de 30 min a varias horas. En el caso de las estaciones ecuatoriales en años de máximos solares, el centelleo
ionosférico se registra casi todas las noches después de la puesta de sol, y las fluctuaciones de pico a pico del nivel de la
señal en 4 GHz sobrepasan los 10 dB en magnitud.
8
Rec. UIT-R P.531-4
4.3
Estadísticas instantáneas y comportamiento espectral
4.3.1
Estadísticas instantáneas
En el transcurso de un centelleo ionosférico, se estima que la función de densidad de Nakagami se ajusta suficientemente
a la descripción estadística de la variación instantánea de amplitud. La función de densidad de la intensidad de señal
vendrá dada por:
p(I) =
mm m – 1
I
exp (– m I )
Γ (m)
(6)
donde el «coeficiente-m» de Nakagami está relacionado con el índice de centelleo S4 según:
2
m = 1 / S4
(7)
Al formular la ecuación (6), el nivel de intensidad promedio de I es normalizado a 1,0. El cálculo de la fracción de
tiempo en que la señal rebasa o no alcanza determinado umbral se ve considerablemente facilitado por el hecho de que la
función de distribución correspondiente a la densidad de Nakagami viene dada por la expresión siguiente:
I
⌠
P ( I ) = ⌡ p (x) dx =
0
Γ (m, m I )
Γ (m)
(8)
donde Γ (m, mI ) y Γ (m) son la función gamma incompleta y la función gamma, respectivamente. A partir de la
ecuación (8) es posible calcular la fracción de tiempo en que la señal excede o no alcanza determinado umbral durante
un suceso ionosférico. Así, por ejemplo, la fracción de tiempo en que la señal registra más de X dB por debajo de la
media viene dada por P (10 –X / 10), y la fracción de tiempo en que la señal excede de la media en más de X dB viene dada
por 1 – P (10 –X / 10).
4.3.2
Comportamiento espectral
Si, como se cree, el centelleo ionosférico está causado por irregularidades relativamente estacionarias del índice de
refracción que se desplazan horizontalmente atravesando el trayecto de la onda de radio, los espectros de potencia
espacial y temporal estarán relacionados mediante la velocidad de deriva. La relación de hecho dependerá de la
composición de la irregularidad (del espectro de potencia) y de otros factores físicos. En consecuencia, los espectros de
potencia exhibirán una gran diversidad de pendientes entre los valores f –1 y f – 6, tal como lo demuestran ciertas
observaciones. En la Fig. 6 aparece representado un comportamiento espectral típico. De no disponerse de resultados de
mediciones directas, se recomienda, para las aplicaciones de sistemas, aplicar la pendiente f –3 indicada en dicha Figura.
4.4
Consideraciones geométricas
4.4.1
Dependencia con respecto al ángulo cenital
2
En la mayoría de los modelos, S 4 resulta ser proporcional a la secante del ángulo cenital i del trayecto de propagación.
Se supone que esta relación es válida para valores de hasta i ≈ 70°. A ángulos cenitales mayores, convendrá utilizar
valores de dependencia comprendidos entre 1/2 y la primera potencia de sec i.
4.4.2
Dependencia estacional-longitudinal
La aparición de centelleos y la magnitud de S4 presentan una dependencia longitudinal y estacional que es posible
parametrizar mediante el ángulo β indicado en la Fig. 7b. Este valor es el ángulo comprendido entre el terminador de
poniente y el meridiano magnético local en la cúspide de la línea de campo que atraviesa la línea de visibilidad directa a
la altura de la zona de irregularidad. La función de ponderación correspondiente a la dependencia estacional-longitudinal
viene dada por:
 β
S4 ∝ exp  – W 
(9)
donde W es una constante de ponderación que depende de la localización y del día del año. Por ejemplo, a partir de los
datos disponibles sobre Tangua, Hong Kong y Kwajalein, el valor numérico de la constante de ponderación puede ser
modelizado conforme se indica en la Fig. 8.
Rec. UIT-R P.531-4
9
FIGURA 6
Estimaciones de la densidad espectral de potencia para un satélite
geoestacionario (Intelsat-IV) en 4 GHz
0
Fluctuación de la señal
28-29 de abril de 1977
C
– 10
E
B D
Densidad espectral de potencia relativa (dB)
f –3
F
A
– 20
– 30
– 40
– 50
10– 2
2
5
10– 1
2
5
1
2
3
Fluctuación de la frecuencia (Hz)
El centelleo fue observado durante las noches de los días 28 y 29 de abril de 1977
en la estación terrena de Taipei
0531-06
A:
B:
C:
D:
E:
F:
30 min antes de empezar el suceso
Al comienzo
1 h después
2 h después
3 h después
4 h después
FIGURE 6 [D0531-06]
4.5
Estadística acumulativa
En el diseño de la RDSI y de otros sistemas de radio, los ingenieros de comunicaciones ponen atención no sólo a la
degradación del sistema durante un suceso, sino también a la estadística de sucesos acumulativa de largo periodo. Para
evaluar y realizar estadísticas de aparición de sucesos en sistemas de comunicaciones con satélite geoestacionario, que
constituyen la configuración de sistemas de radio más simples, se recomiendan las relaciones de las Figs. 9 y 10. El
número de manchas solares representa el promedio de las mismas durante 12 meses.
10
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FIGURA 7a
Intersección del trayecto de propagación con una línea de campo magnético
a la altitud correspondiente a la región F
Hacia el satélite
Cúspide de la línea de campo
0531-07a
FIGURE 7 [D0531-07a]
FIGURA 7b
Ángulo comprendido entre el meridiano magnético local en la cúspide
de la línea de campo indicada en la fig. 7a y el terminador de poniente
Terminador
de poniente
Meridiano
magnético
Cúspide de la
línea de campo
β
0531-07b
FIGURE 7 [D0531-07b]
4.6
Aparición simultánea de centelleo ionosférico y desvanecimiento por lluvia
Los fenómenos de centelleo ionosférico y desvanecimiento por lluvia constituyen dos tipos de contratiempo de origen
físico completamente distinto. En las regiones ecuatoriales, en años de elevado número de manchas solares el
acaecimiento simultáneo de estos dos efectos puede representar un porcentaje de tiempo anual no desdeñable en el
diseño de sistemas. En la estación terrena de Djutiluhar (Indonesia), el tiempo de acaecimiento simultáneo acumulativo
fue aproximadamente de 0,06% anual para 4 GHz. Este valor es inaceptablemente elevado para aplicaciones RDSI.
Estos sucesos simultáneos presentan formas a menudo muy diferentes de las manifestadas por cada fenómeno por
separado (centelleo o lluvia). Aunque el centelleo ionosférico no es por sí mismo un fenómeno de despolarización, ni el
desvanecimiento por lluvia es por sí solo un fenómeno de fluctuación de señal, el acaecimiento simultáneo de ambos
Rec. UIT-R P.531-4
11
produce una fluctuación de señal no desdeñable en el canal de polarización cruzada. La existencia de estos sucesos
simultáneos debe ser tenida presente en las aplicaciones a sistemas de radio satélite-Tierra, en los que es necesaria una
elevada disponibilidad.
FIGURA 8
Funciones de ponderación estacionales correspondientes a estaciones
de sectores de longitud diferentes
1,0
0,8
Kwajalein
(09° N 05 ′, 167° E 20 ′)
0,6
0,4
Hong Kong
(22° N 16 ′, 114° E 09 ′)
0,2
Tangua (22° S 44′, 42° W 43′)
0
1
61
121
181
241
301
361
Día
0531-08
FIGURE 8 [D0531-08]
4.7
Modelo de centelleo en gigahertzios
Para evaluar los efectos del centelleo que cabe esperar en una determinada situación, se pueden seguir los pasos que se
indican a continuación:
Paso 1: La Fig. 10 da las estadísticas de ocurrencia del centelleo en trayectos ionosféricos ecuatoriales: fluctuaciones de
amplitud de pico a pico, Pfluc (dB), para la recepción en frecuencia de 4 GHz desde satélites situados en el Este con
ángulos de elevación de unos 20° (curvas continuas P) y en el Oeste a unos 30° de elevación (curvas punteadas I). Los
datos proporcionados corresponden a diferentes épocas del año y número de manchas solares.
Paso 2: Puesto que los valores de la Fig. 10 corresponden a una frecuencia de 4 GHz, los valores correspondientes a
otras frecuencias se obtienen multiplicando aquéllos por (f /4)–1,5, donde f es la frecuencia que interesa (GHz).
Paso 3: Basándose en la Fig. 5 se puede estimar cualitativamente la variación de Pfluc, con la localización geográfica y
la ocurrencia diurna.
Paso 4: En tanto que elemento de los cálculos precisos para establecer el enlace, Pfluc está relacionado con la pérdida de
señal Lp mediante la siguiente fórmula: Lp = Pfluc / 2 .
Paso 5: El índice de centelleo, S4, que es el parámetro que se utiliza más comúnmente al describir el centelleo, se define
en el § 4.1 y puede obtenerse a partir de Pfluc, utilizando el Cuadro 1.
12
Rec. UIT-R P.531-4
FIGURA 9
Dependencia del centelleo ionosférico ecuatorial en 4 GHz
con respecto al número medio mensual de manchas solares
10
G
Porcentaje de tiempo de un año en que las fluctuaciones
cresta a cresta superan 1 dB
5
F
E
2
1
D
5
C
2
10
–1
B
5
2
10
A
–2
0
25
50
75
100
125
150
175
Número mensual de manchas solares
Los cuadrados representan el intervalo de variación
durante un año para diferentes portadoras
A:
B:
C:
D:
E:
F:
G:
1975-1976, Hong Kong y Bahrein, 15 portadoras
1974, Longovilo, 1 portadora
1976-1977, Taipei, 2 portadoras
1970-1971, 12 estaciones, > 50 portadoras
1977-1978, Hong Kong, 12 portadoras
1978-1979, Hong Kong, 10 portadoras
1979-1980, Hong Kong, 6 portadoras
0531-09
FIGURE 9 [D0531-10]
5
Absorción
Cuando no se dispone de información directa, la pérdida por absorción ionosférica puede ser estimada a partir de
modelos disponibles aplicando la relación (sec i ) / f 2 para frecuencias superiores a 30 MHz, donde i es el ángulo cenital
del trayecto de propagación en la ionosfera. Para regiones ecuatoriales y de latitudes medias, la elección de ondas de
radio con frecuencias superiores a 70 MHz asegurará una penetración en ionosfera sin un nivel de absorción apreciable.
Las mediciones efectuadas en latitudes medias indican que, para una travesía de la ionosfera en un solo sentido con
incidencia vertical, la absorción para 30 MHz en condiciones normales varía normalmente entre 0,2 y 0,5 dB. Durante
un resplandor solar la absorción aumentará, aunque sin sobrepasar los 5 dB. La absorción puede incrementarse a altas
latitudes, por efecto de fenómenos propios del casquete polar y de aurora; estos dos tipos de fenómenos acaecen a
intervalos aleatorios, duran periodos de tiempo diversos, y sus efectos están en función del emplazamiento de los
terminales y del ángulo de elevación del trayecto. Por consiguiente, para un diseño de sistemas de la máxima eficacia
convendrá someter estos fenómenos a un tratamiento estadístico, teniendo presente que la duración de la absorción por
efecto de la aurora es del orden de horas, mientras que la absorción en el casquete polar es del orden de días.
Rec. UIT-R P.531-4
13
FIGURA 10
Estadísticas anuales de las fluctuaciones de pico a pico observadas en la estación terrena de
Hong Kong (curvas I1, P1, I3-I6, P3-P6) y la estación terrena de Taipei (curvas P2 e I2)
10
5
Porcentaje de tiempo durante el cual se excede el valor en abscisas
P6
P5
2
P4
P3
1
0,5
P2
0,2
I6
0,1
I5
P1
I4
I3
0,05
I2
I1
0,02
0,01
0
1
2
3
5
4
6
7
8
9
10
11
12
13
14
Fluctuación cresta a cresta (dB)
Curva
I1, P1
I2, P2
I3, P3
I4, P4
I5, P5
I6, P6
Periodo
Marzo 75-76
Junio 76-77
Marzo 77-78
Octubre 77-78
Noviembre 78-79
Junio 79-80
Número de manchas solares
10-15
12-26
20-70
44-110
110-160
153-165
0531-10
FIGURE 10 [D0531-10]
5.1
Absorción por efecto de la aurora
Esta absorción se produce por efecto de la concentración de electrones en las regiones D y E causada por la incidencia
de la energía electrónica. Esta absorción es observada en un compás de entre 10° y 20° de latitud centrado en una latitud
próxima a la de máximo acaecimiento de aurora visible. El fenómeno está constituido por una serie de aumentos
discretos de la absorción de duraciones individuales relativamente breves –es decir, del orden de minutos u horas–, con
una duración promedia de unos 30 min y, por lo general, exhibiendo una estructura temporal irregular. Los aumentos
nocturnos consisten por lo general en incrementos rápidos sin brusquedad y disminuciones lentas. Las magnitudes
típicas correspondientes a 127 MHz figuran en el Cuadro 2.
14
Rec. UIT-R P.531-4
CUADRO 2
Absorción por aurora a 127 MHz (dB)
Porcentaje
de tiempo
5.2
Ángulo de elevación
20°
5°
0,1
1,5
2,9
1
0,9
1,7
2
0,7
1,4
5
0,6
1,1
50
0,2
0,4
Absorción en el casquete polar
La absorción en el casquete polar que puede producirse en los momentos de máxima actividad solar, acaece a latitudes
geomagnéticas superiores a 64°. Este tipo de absorción es producido por la ionización a altitudes superiores a 30 km.
Suele tener lugar en forma de sucesos discretos, en ocasiones intersolapados, asociados casi siempre a fenómenos solares
discretos. Se trata de una absorción duradera, detectable sobre el casquete polar iluminado por el Sol. La absorción en
casquete polar acaece por lo general durante el cenit del ciclo de manchas solares, periodo en el que pueden acaecer
de 10 a 12 sucesos por año. Cada uno de estos sucesos puede durar hasta varios días, al contrario de lo que ocurre con la
absorción por aurora, que se presenta frecuentemente muy localizada y con variaciones en el transcurso de pocos
minutos.
Un rasgo destacable de la absorción en el casquete polar es la considerable reducción de la absorción durante los
periodos de oscuridad, para una cadencia de producción de electrones dada. En la Fig. 11 se ha representado un modelo
hipotético de la variación diurnal (a lo largo del día) de la absorción en el casquete polar tras la aparición de un
resplandor solar importante, basado en observaciones riométricas efectuadas a diversas latitudes.
6
Resumen
En el Cuadro 3 se expone cierto número de valores máximos estimativos de efectos ionosféricos para una frecuencia
de 1 GHz. Se presupone que el contenido total vertical de electrones de la ionosfera es de 1018 el/m2 de columna. Se
presupone también un ángulo de elevación de 30°. Los valores indicados corresponden al avance transversal de las
ondas por la ionosfera en una sola dirección.
CUADRO 3
Efectos ionosféricos máximos estimados a 1 GHz para ángulos de elevación
de aproximadamente 30° (en un sentido, transversalmente)
Magnitud
Dependencia de
la frecuencia
108°
1/f 2
0,25 µs
1/f 2
< 0,17 mrad
1/f 2
0,2 min de arco
1/f 2
Absorción
(casquete polar)
0,04 dB
∼1/f 2
Absorción
(auroral + casquete polar)
0,05 dB
∼1/f 2
< 0,01 dB
1/f 2
Dispersión
0-4 ns/MHz
1/f 3
Centelleo
Véase el § 4
Véase el § 4
Efecto
Rotación de Faraday
Retardo de propagación
Refracción
Variación de la dirección de llegada
Absorción
(latitudes medias)
Rec. UIT-R P.531-4
15
FIGURA 11
Modelo hipotético que muestra la absorción en el casquete polar después de un resplandor
solar importante, tal como se esperaría observar con riómetros a unos 30 MHz
Día
1
20
2
3
4
5
15
10
A
5
0
Absorción (dB)
20
15
10
B
5
0
20
15
10
C
5
0
00
Fulguración
00
00
00
00
Hora local
A: Altas latitudes (luz del día durante 24 h)
B: Altas latitudes (periodos iguales de día y de noche)
C: Altas latitudes (zona de aurora)
FIGURE 11 [D0531-11]
_________________
0531-11